16. Interstellares Medium - univie.ac.athomepage.univie.ac.at/michel.breger/lehre/einf/swpdf/16.pdf · Oph, B68, d=160pc Staub Absorption und Rötung des Lichtes • Staubteilchen

XVI.1

Folie 116. Interstellares Medium

16. Interstellares Medium

• Komponenten: Sterne, Planeten, Gas, Staub, Strahlungs- und Magnetfelder, hochenergetische Teilchen, Strömungen

• Alle Energiedichten vergleichbar, zahlreiche, dynamische Wechselwirkungen, violent ISM

• Gas in mehreren Phasen im Druckgleichgewicht: kalt ↔ warm ↔ heiß

• ISM wesentlich durch Sternentstehungsrate bzw. Supernova-Rate kontrolliert

• Chemische Entwicklung einer Galaxie durch Anreicherung mit schweren Elementen aus den Endstadien der Sternentwicklung


ISM: Dynamisches Gleichgewicht

• Viele Interaktionen zwischenallen Komponenten führen zueiner Energie-Åquipartition

• Permanenter Austausch, Input und Verlust von Energie, Materie und Impuls

• Großräumige Bewegungendurch galaktische Rotation, Materie-Einfall und Ausstrom

• Zahlreiche Instabilitäten (thermisch, gravitativ, magnetisch)

• Chemische Gradienten• Entwicklung, nicht-statisches

Medium

Plasma Magnetic fields Radiation

Plas

ma

Mag

netic

fie

lds

Rad

iatio

nC

osm

ic

Ray

s

shocks condensation evaporation

phases

wave dissipation magnetic braking

heating cooling

emission 21cm line

plasma waves

conductivity pressure

ionization absorption

dust reddening

heating waves

spallation Gamma-Rays

dynamo process

reconnection dissipation

Synchrotron emission Faraday rotation

Zeeman-effect

polarisation synchrotron

gyration acceleration generation of

waves

Compton-effect

reemission dust

Čerenkov γ-emission

Brems-strahlung

XVI.2


Thermisches Gas• Interstellares Medium in mehreren

Phasen, wobei annähernd Druckgleichgewicht: P = nkT– Kaltes, dichtes Gas: Interstellare

Wolken, 10 ≤ T[K] ≤ 100, enthält Großteil der Masse, Radio-und IR-Beobachtungen

– Warmes Gas: Zwischenmedium HII-Regionen, T≈10000 K, optische und UV-Beobachtungen

– Heißes, extrem dünnes Gas: Supernova-Überreste (SNRs), T ≥106K, Großteil des Volumens, Röntgenbeobachtungen

• Verhalten des interstellaren Mediums durch Sternentstehung (= SN-Rate) kontrolliert

Neutraler Wasserstoff

ROSAT: Diffuse Röntgen-Emission


Ionisiertes Gas

• Beispiel: 10º aus der Cygnus-Region, farbcodiertes Radio+IR-Bild (74cm: rosa; 21cm: grün; 60µm: türkis; 25µm: blau)

• Beobachtungen in Radio-Wellen-längen nicht durch Absorption der Staubteilchen (blau dargestellte Emission) behindert

• Zahlreiche dynamische Strukturen im ISM: stellare Windbubbles, SNRs (G78.2+2.1, G84.2-0.8) , Filamente durch Winde und alte SNRs, Ionisationsfronten, etc.

• G78.2+2.1: d=1.8kpc, v=900km/s, Ø=300pc (etwa 1ºam Himmel)

CGPS (2000): Radio-Karte der Cygnus-Region

XVI.3


CO-Karte der Milchstraße

• Doppler-Verschiebung der (J=1-0) CO-Linie (λ=2.6mm) gegen galaktische Länge zeigt Bewegungsverhältnisse

• Struktur und Bewegung der Spiralarme klar erkennbar• Einzelne riesige Molekülwolken: giant molecular clouds

(GMC) mit M ~ 104-6 M , R~50…200pc• Bewegungen im Zentrum mit hohen Geschwindigkeiten

deuten auf hohe Materiedichte im Zentrum

Dame et al., 2001


Interstellares MediumGas und Staub

• Neutrales Gas: Großteil der Masse– Interstellare Wolken: T~10...100K, Giant

Molecular Clouds mit ~105...6M , Orte der Sternentstehung, CNM

– Warmes neutrales Gas, abgeschirmt von UV-und Röntgenstrahlung, WNM

• Ionisiertes Gas: Großteil des Raumes – Warmes ionisiertes Medium, HII-Regionen,

T~104K, WIM– Heißes ionisiertes Medium, SNR, T~106 K,

Röntgen-Emission, HIM• Staubteilchen in allen Phasen vorhanden

– Prägen Chemie in Interstellaren Wolken, komplexe Moleküle

– Strahlungsfelder (Absorption, Extinktion, Emission) im Interstellaren Raum

HST: NGC1999

XVI.4


ESO/VLT: Dunkelwolke in Oph, B68, d=160pc

Staub Absorption und Rötung des Lichtes

• Staubteilchen sind die wesentliche Quelle der interstellaren Absorption

• Starke Abhängigkeit von der Wellenlänge: Qabs ~ λ-1

• Einfluss auf extragalaktische Quellen, z.B. deep-field Beobachtungen

• Beispiel: IR-Bild einer Dunkel-wolke, Extinktion im Visuellen 35mag (J:1.25 µm, blau; H:1.65 µm, grün; K': 2.16 µm, rot)


Extinktionskurve der Staubteilchen

UV-peak bei 217,5nm

• Av / E(B-V): Verhältnis von totaler zu selektiver Absorption

• Maximum im UV, amorpher Kohlenstoff

• Werte im UV stark von Form und Größe der Teilchen abhängig

• λ > 500 nm: ziemlich unabhängig vom Ort der Beobachtung

• Geringe Extinktion im IR• Entfärbung der Daten

stets notwendig

XVI.5


Staubemission in der Milchstraße

• Absorption im kurzwelligen Bereich, Emission im fernen IR (100 μm)

• Etwa 107M Staub in unserer Milchstraße

• Staub in der galaktischen Ebene, hdust ~ 100 pc, zahlreiche Strukturen

• Sogenannter Cirrus auch in hohen galaktischen Breiten (IRAS-Photometrie)IRAS: 100μm


Staub in der Milchstraße

Magellan‘sche Wolken

• Beobachtungen im IR durch COBE:60μm(blau), 100μm(grün), 240μm(rot)

• Kurzwellige Strahlung von warmen Staubteilchen in unserem Sonnen-system (Zodiakallicht)

• Aufgeheizter Staub in unserer Milchstraße, Energie durch stellare Strahlungsfelder,

• Mittlere Temperatur: T≈18K, weitere Komponente mit T≈5K

• Zahlreiche extragalaktische Quellen, kosmischer IR-Hintergrund

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Energiequelle: Strahlungsfelder

Tabelle nach Abbott (1982)

Input [W/kpc2]

Strahlung

Stellare Winde

SNe

Summe

Stoßheizung 6 •1030 2 •1031 3 •1031 Kinetische Energie ISW 2 •1030 2 •1030 6 •1030 1 •1031

Heizung der HII-Regionen 2 •1032 3 •1030 2 •1031 2 •1032

Heizung des HI-Gases 3 •1031 1 •1029 6 •1031 1 •1032

Gesamte Leistung der Milchstraße

3 •1033 2 •1031 1 •1032


Galaktische Kosmische Strahlung

• Propagation durch magnetisiertes, thermisches Plasma der Milch-straße, Diffusions-Advektions-Prozess, typische Aufenthalts-dauer 107

Jahre• Quellspektrum durch Energie-

verluste beeinflusst • Keine Richtungsinformation,

Gyrationsbewegung entlang der Feldlinien

• Direkte Beobachtung außerhalb der Erdatmosphäre, sonst air-shower arrays, Myonen-Detektoren, Čerenkov-Strahlung

XVI.7


Cosmic rays: Zusammenfassung

• Ultra-relativistische, nicht-thermische, geladene Teilchen• Homogen (?) in der Galaxie verteilt, geringe Anisotropien• Beschleunigungsmechanismus: Fermi-Prozess 1. Ordnung

in Stoßwellen, bislang fehlt dazu die experimentelle Bestätigung, eventuell SN1006

• Chemische Zusammensetzung entspricht dem ISM (außer LiBeB), typische Verweildauer (Milchstraße) etwa 107 Jahre

• Druck und Energiedichte vergleichbar mit anderen Komponenten des ISM

• CR-Leuchtkraft etwa 1041erg/s, etwa 10% der SN-Energie bei SN-Rate von 1/30 pro Jahr notwendig

• Wechselwirkung mit thermischem Gas: Kollision erzeugt neutrale Pionen → Zerfall in Gammaquanten mit Eγ >100MeV


Stellare Strahlung

• Stellare Strahlung ist wichtigste Heizquelle des interstellaren Mediums, starke lokale Effekte

• Heizung von Gas und Staub durch UV-Photonen

• Reemission durch Staubteilchen im Infraroten, Indiz für junge Sterne, Diagnostik von Sternentstehung in extragalaktischen Systemen

• Beispiel: Orion-Nebel-Komplex, nächste Sternentstehungsregion (d=470pc), etwa 2000 junge Sterne, etwa 700 (variable) Röntgenquellen

HST: Orion-Nebel

XVI.8


HII-Regionen

• Regionen ionisierten Wasserstoffs um Sterne mit hohem UV-Anteil

• Aufrechterhaltung durch die stellare UV-Strahlung, d.h. Photonen mit hν ≥ 13.6 eV

• Temperatur: T ~ 8000 ... 10000 K• Gleichgewicht zwischen Rekom-

bination und Absorption: max. Ausdehnung, Strömgren-Radius

• Indikatoren für Sternentstehung, wichtige Rolle in Extragalaktik

• Auftreten in den Spiralarmen, am Beispiel von M33

M33, Hα


HII-Region: M20=Trifid-Nebel

• Ionisations- und Stoßfronten, Instabilitäten der Grenzfläche• Dissoziation und Kompression des Mediums• Kühlung der HII-Region durch Spuren schwerer Elemente

visuell HαHST

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Stellare Winde

• Wichtige Energie- und Impulsquelle des interstellaren Mediums, vor allem Winde von jungen, massereichen Sternen, z.B. Wolf-Rayet-Sterne, Verlust der H-Hülle

• Stellarer Wind breitet sich im ISM aus, Bildung einer sog. Windbubble, kollektive Effekte in einem Sternhaufen

• Ausbreitung späterer SNRs hängt von der äußeren Dichteverteilung ab

• Zahlreiche Mechanismen zum Antreiben der Winde wesentlich: Strahlungsdruck auf Atome, Moleküle und Staubteilchen, Wellen, Pulsationen, Rotation, ...

HST: M1-67 um WR224


Stellare Winde ISM

• Sterne M < 8M : Erheblicher Massenverlust am Ende des Sternlebens, sog. AGB-Sterne mit bis zu 10-5M /Jahr

• Nuklear prozessiertes Material in der Sternatmosphäre, s-Prozess

• Pulsations- und staubgetriebene Winde, 80% aller Staubteilchen kommen von Roten Riesen

• Bis zu 3M⊕/Jahr an Staub ins ISM

• Bildung eines Planetarischen Nebels durch Wechselwirkung des Windes mit dem Wind des Weißen Zwerges

ESO/VLT: M27, Planetarischer Nebel

XVI.10


SNRs und interstellare Wolken

• Explosionswolke überläuft zahlreiche interstellare Wolken

• Kompression der Wolke durch die Stoßwelle, Erhöhung der Leuchtkraft

• Strömungsinstabilitäten am Rand der Wolke (Kelvin-Helmholtz), Mischen der beiden Medien

• Ausbreitung des SNR modifiziert, sog. mass loading der Strömung

• Erzeugung von Röntgen- und Gamma-Strahlung

• Kompression der Wolken fördert Bildung neuer Sterne

SN1987A, 1994 (HST)

SN1987A, 1997 (HST)


Elemente in einem SNR• Schwere Elemente werden ins

ISM geschleudert• Chemische Stratifikation der

SN-Vorläufersterne, Abbild der verschiedenen nuklearen Brenn-phasen(Zwiebelschalenmodell)

• Explosionswolke breitet sich im ISM aus, Bildung eines Supernova Remnants (SNR)

• Ausdehnung eines SNRs hängt von der äußeren Dichte, der SN-Energie und dem Wind des Vorläufers ab

XMM: Tycho-SNR

XVI.11


Entwicklung von SNRs• Entwicklung der Explosionswolke verläuft

in mehreren Phasen• 1. Freie Expansion: ballistische,

ungebremste Explosion ins Umgebungs-Medium bis ausgeschleuderte Masse der weggeschobenen Masse des ISM vergleichbar

• 2. Sedov-Phase: Bildung einer heißen Blase, druckgetriebene, adiabatische Ausdehnung

• 3. Kühlphase: Radiative Kühlung des SNR dominiert weitere Entwicklung, langsamere Ausdehnung, Instabilitäten

• 4. Dispersion ins interstellare Medium, Instabilitäten, Fragmentation, kinetische Energie auf interstellaren Wolken verteilt

Chandra: Cas A


OB-Assoziationen

• Raumbereich mit jungen massereichenO- und B-Sternen

• OB-Assoziationen sind lose gebundenund lösen sich allmählich auf

• O-und B-Sterne sind sehrleuchtkräftig, viele ionisierende UV-Photonen

• OB-Assoziationen oft ≥100 Sternen• Kollektive Effekte von

Ionisationsfronten, stellaren Winden und SN-Explosionen

• Beispiele: Orionnebel (etwa 200 junge Sterne), Rosettennebel

• OB-Assoziationen: Merkmal gasreicherund irregulärer Galaxien, treten nichtin Elliptischen Galaxien auf

CHANDRA (2001): Rosettennebel, Röntgen+optisch

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Kollektive Effekte von SNRs

• Entwicklung massereicher Sterne in einem Sternhaufen (OB-Assoziation) führt zu räumlich benachbarten SN-Explosionen

• Bildung von sogenanntenSuperbubbles, Ausdehnung erreicht galaktische Dimensionen, Abströmung in den galaktischen Halo

• Wesentlicher Einfluss auf Entwicklung des ISM

• In anderen Galaxien gut beobachtbar, Beispiel: N70 in der Großen Magelan'schen Wolke (LMC), Durch-messer etwa 100 pc, Material von stellaren Winden und SN-Explosionen

VLT/ESO: N70 in LMC


Materiekreislauf

ISM, Wolken

JungeSterne

Alte Sterne

PN

SNR

Weißer Zwerg

Neutronen-stern

Schwarzes Loch

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Chemische Entwicklung • Allgemein: Mittlere Metallizität des ISM steigt

im Laufe der Zeit durch stellare Nukleosynthese an

• Entwicklung chemischer Gradienten innerhalb einer Galaxie, Metallizität nimmt nach außen ab

• Wechselwirkung mit dem galaktischen Halo und intergalaktischem Medium (IGM): Einfall von metallarmen Material, Abströmen von metallreichem Material

• Wechselwirkung mit anderen Galaxien, merging, Einfang von Kugelhaufen oder Zwerggalaxien, inhomogene Metallizitäten im Bulge von Galaxien

Zaritsky et al. 1994


Materiekreislauf Zusammenfassung

• Sternentstehung: Gravitationskollaps, Fragmentation, Drehimpulstransport, Planetensysteme, Sternhaufen, OB-Assoziationen, HII-Regionen, ...

• Sternentwicklung: Hauptreihe, Spektralklassen, thermo-nukleare Reaktionen, Pulsationen, Altersbestimmung, stellare Winde, Strahlungsfelder, ...

• Endstadien: massearme bzw. massereiche Sterne, Rote Riesen, Supernovae, s,r,p-Prozesse, stellare Winde, Staubbildung, ...

• Dispersion ins ISM: Planetarische Nebel, Novae und Supernovae, explosive Nukleosynthese, Metalle ins ISM, Stoßwellen, heißes ISM, Interstellare Wolken (Chemie, Staubkoagulation), ...

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